HYPOTÉZA EXPLODUJÍCÍ PLANETY

 Úvod

Hypotéza o explozi řady planet a měsíců naší sluneční soustavy během její 4,6 miliardy let staré historie je ve výborném souladu se všemi známými pozorovacími omezeními, a to i bez nastavitelných parametrů. Mnohé z jejích nejodvážnějších předpovědí se naplnily. Ve většině případů byly tyto předpovědi vyhodnoceny jako vysoce nepravděpodobné několika standardními modely. A v několika případech hrozilo, že v případě neúspěchu předpovědi bude celý model falzifikován.

Mezi úspěšné předpovědi patří např:

1) satelity asteroidů
2) satelity komet
3) slaná voda v meteoritech
4) "stopy po kutálení" vedoucí k balvanům na asteroidech
5) čas a maximální rychlost meteorické bouře Leonid v roce 1999.
6) signatury výbuchů u asteroidů
7) silně špičatý energetický parametr pro nové komety
8) rozložení černého materiálu na pomalu rotujících bezvzduchových tělesech
9) štěpné rychlosti komet
10) Mars je bývalý měsíc explodované planety

 Kde to začalo - Titiův-Bodeho zákon o vzdálenosti mezi planetami

Ve druhé polovině 18. století, kdy bylo známo pouze šest hlavních planet, vzbudila zájem pravidelnost odstupu jejich oběžných drah od Slunce. V tabulce níže je uveden Titiův-Bodeho zákon vzdálenosti planet, který porovnává skutečné a vzorové hodnoty. To zase upozornilo na velkou mezeru mezi Marsem a Jupiterem, zřejmě dostatečně velkou pro jednu další planetu. Dnes známe desítky tisíc planetek s dráhami podobnými planetám v této průměrné střední vzdálenosti od Slunce.

Po objevu druhé planetky v roce 1802 Olbers navrhl, že planetek bude nalezeno mnohem více, protože planeta, která patřila do této vzdálenosti, musela explodovat. Tím se zrodila hypotéza explodované planety. Ta se zdála být nejrozumnějším vysvětlením až do roku 1814, kdy Lagrange zjistil, že vysoce protáhlé dráhy komet lze také snadno vysvětlit takovou explozí planety. To bohužel zpochybnilo tehdy převládající teorii o vzniku komet - Laplaceovu hypotézu o prapůvodní sluneční mlhovině. Komety měly být primitivními tělesy, která zbyla ze sluneční mlhoviny ve vnější sluneční soustavě. Tato výzva podnítila Laplaceovy příznivce k útoku na hypotézu explodované planety. Lagrange zemřel v témže roce a podpora jeho názoru zemřela s ním, když nikdo další nebyl ochoten vstoupit do ohně.

 Newcombova námitka - všechny planetky nemohou pocházet z jedné planety

V šedesátých letech 19. století navrhl Simon Newcomb test, který měl rozlišit dvě teorie původu planetek. Pokud by pocházely z jedné explodované planety, měly by všechny někde na své dráze dosáhnout určité společné vzdálenosti od Slunce, tedy vzdálenosti, ve které došlo k explozi. Pokud však planetky pocházely z prvotní sluneční mlhoviny, pak by se zhruba kruhové, neprotínající se dráhy měly vyskytovat v širokém rozmezí vzdáleností od Slunce mezi Marsem a Jupiterem. Newcomb použil tento test a zjistil, že několik asteroidů má neprotínající se dráhy. Dospěl proto k závěru, že hypotéza sluneční mlhoviny je lepším modelem. Newcombova základní myšlenka byla dobrá. V té době však bylo známo jen několik desítek planetek a Newcomb nepředpokládal několik matoucích faktorů tohoto testu.

Protože si Newcomb neuvědomoval, kolik planetek bude nakonec nalezeno, nedocenil četnost srážek planetek, které mají tendenci (v průměru) k cirkulaci oběžných drah. Rovněž nedocenil, že planetární perturbace, zejména ze strany Jupiteru, mohou změnit dlouhodobou průměrnou excentricitu (stupeň kruhovitosti) dráhy každého asteroidu. A konečně Newcomb neuvažoval, že mohlo dojít k explozi více než jedné planety, která by přispěla dalšími planetkami s určitou odlišnou střední vzdáleností. V Newcombově době neexistovaly žádné důkazy, které by tyto komplikace ospravedlňovaly. Když se dnes Newcombův test přepracuje, výsledkem je, že pro planetky hlavního pásu je silně indikován explozivní původ. Ve skutečnosti souhrn důkazů ukazuje na dvě explodovaná mateřská tělesa:

a) jedno v hlavním pásu asteroidů v místě "chybějící planety"

b) jedno poblíž současné dráhy Marsu.

Tento článek se zabývá přehledem těchto důkazů.

Kam se poděla veškerá hmota?

Ačkoli více než 10 000 planetek má dobře určené dráhy, souhrnná hmotnost všech ostatních planetek není tak velká jako hmotnost největší planetky Ceres. To znamená, že celková hmotnost pásu asteroidů je jen asi 0,001 hmotnosti Země. Často kladenou otázkou je, že pokud by velká planeta explodovala, kde je zbytek její hmoty? Uvažujme, co by se stalo, kdyby Země explodovala dnes. Povrchové horniny a horniny zemské kůry by se roztříštily a rozdrtily, ale zůstaly by horninami. Horniny z hloubek větších než asi 40 km jsou však při vysoké teplotě pod tak velkým tlakem, že kdyby se náhle uvolnily do vakua, takové horniny by se vypařily. V důsledku toho by se při výbuchu vypařilo více než 99 % celkové hmotnosti Země a přežily by pouze její nízkotlaké vrstvy kůry a svrchní vrstvy pláště.

Situace se zhoršuje u větších planet, kde se vnitřní tlaky a teploty zvyšují rychleji s hloubkou. Ve skutečnosti jsou všechny planety v naší sluneční soustavě hmotnější než Země (počínaje Uranem o hmotnosti asi 15 hmotností Země), plynnými obry bez pevného povrchu a v případě výbuchu by po nich nezůstaly žádné asteroidy. Tělesa menší než Země, jako je náš Měsíc, by zanechala podstatně větší procento své hmotnosti v asteroidech. Ale Měsíc má na začátku jen asi 0,01 hmotnosti Země. Stručně řečeno, pásy asteroidů o hmotnosti řádově 0,001 hmotnosti Země jsou při explozi těles o velikosti pozemské planety normou. Meteority poskytují přímé důkazy pro tento scénář, kdy horniny buď přežijí, nebo se vypaří. Různé chondritové meteority (zdaleka nejběžnější typ) vykazují všechna stadia částečného roztavení od mírného až po téměř úplné vypaření. Ve skutečnosti jsou to právě hojné kapičky taveniny, nazývané "chondrule", které daly chondritovým meteoritům jejich jméno.

Moderní důkazy o explodovaných planetách

Dva důležité důkazy o tom, že planetky vznikly explozí, jsou stopy po explozích (popsané dále v tomto článku) a efektivní rychlost mezi planetkami, která je tak velká, jak to dovolují zákony dynamiky pro stabilní dráhy. Jinými slovy, pás asteroidů je zcela jistě pozůstatkem větší populace těles, z nichž mnohá gravitačně unikla sluneční soustavě nebo se srazila se Sluncem či planetami. Dvě důležité linie důkazů, že meteoroidy vznikly při explozi, jsou následující:

1) Nejběžnější typ meteoritů, chondrity, byly všechny částečně roztaveny působením "rychlého ohřevu". Jiné asteroidy vykazují vystavení silnému toku neutronů. Častými znaky jsou také zčernání a ráz.

2) Doba, po kterou meteoroidy putují vesmírem vystaveny kosmickému záření, je relativně krátká, obvykle miliony let. Důkazy o vícenásobné expozici-věku, jak by tomu bylo při opakovaných rozpadech, nejsou obecně pozorovány.

Komety jsou tak nápadně podobné asteroidům, že dosud nebyla vymyšlena žádná definiční charakteristika, která by je od sebe odlišila. To je spíše v rozporu s očekáváním hypotézy sluneční mlhoviny, protože komety by měly vznikat ve vnější sluneční soustavě daleko od hlavního pásu asteroidů. Zpětné sledování drah "nových" komet (které se dříve nemísily s planetami) statisticky naznačuje, že tyto komety pravděpodobně vznikly ve společné době a na společném místě před 3,2 miliony lety. Je však třeba poznamenat, že galaktické slapové síly by vyloučily komety ze všech těles, která explodovala před 10 miliony lety, takže pouze velmi nedávné exploze mohou vytvořit komety, které by zůstaly viditelné i dnes.

Velká exploze by vyslala rázovou vlnu sluneční soustavou, která by na své cestě způsobila zčernání odkryté povrchy bez vzduchu. Většina takových povrchů sluneční soustavy je skutečně zčernalá, a to i v případě ledových satelitů. V několika případech však dochází k tak pomalé rotaci, že zčerná jen něco málo přes polovinu měsíce. Saturnův měsíc Iapetus je jedním z takových případů, protože jeho rotační perioda je téměř 80 dní dlouhá. Obrázek výše ukazuje snímek Iapetu pořízený kosmickou sondou. Jedna strana je ledově světlá, druhá je uhelně černá. Rozdíl v albedu je pětinásobný. Šedé oblasti jsou extrapolací černých oblastí do oblastí, které dosud nebyly vyfotografovány.

Snad nejzákladnějším ukazatelem exploze je, že všechny úlomky významné hmotnosti zachytí menší blízké úlomky z exploze na oběžné dráhy družic. Exploze tak mají tendenci vytvářet planetky a komety s vícenásobnými jádry všech velikostí. Naproti tomu při srážkách obvykle nemohou vzniknout úlomky na oběžných drahách, protože jakékoliv oběhy úlomků musí vést buď k úniku, nebo k opětovné srážce s povrchem. Navíc srážky mají tendenci způsobit únik existujících satelitů, což vede ke vzniku "rodin" planetek (z nichž mnohé jsou vidět). V posledních letech se potvrdila naše předpověď, že asteroidy a komety budou mít často své satelity. Prvním nálezem z kosmické sondy (Galileo) byl měsíc Dactyl obíhající kolem planetky Ida v roce 1993. Nedávno bylo pomocí Hubblových snímků zjištěno, že kometa Hale-Bopp má nejméně jedno a možná tři nebo více sekundárních jader.

Explodovala více než jedna planeta?

Mnoho důkazů naznačuje, že v historii sluneční soustavy došlo k explozi více než jedné planety. Obzvláště sugestivní je objev jednoho a pravděpodobně dvou nových pásů planetek obíhajících kolem Slunce za Neptunem, vzhledem k tomu, že hlavní pás planetek je zřejmě původu explodované planety. Dalším silným indikátorem jsou důkazy o "pozdním těžkém bombardování" v rané sluneční soustavě. Tyto body jsou diskutovány dále v tomto článku. Na Zemi jsou geologické hranice doprovázeny masovými vymíráními v pěti epochách za poslední miliardu let. Dvě z nejintenzivnějších z nich, hranice P/T přibližně před 250 miliony lety a hranice K/T (a vymírání dinosaurů) před 65 miliony lety, jsou s největší pravděpodobností spojeny s poškozením zemské biosféry, které se očekává v důsledku velké exploze planety.

Meteority poskytují přímé důkazy o svých mateřských tělesech. Přesto tyto důkazy silně ukazují na nejméně 3-4 různá mateřská tělesa. Poměry izotopů kyslíku jsou u příbuzných planetárních těles, jako jsou všechny původní horniny Země a Měsíce, obecně podobné. Tyto poměry u meteoritů vyžadují nejméně dvě odlišná, nepříbuzná mateřská tělesa a pravděpodobně více. Stáří meteoritů vystavených kosmickému záření udává, jak dlouho byla tato tělesa vystavena volnému kosmickému prostoru, protože kosmické záření může proniknout do pevného tělesa jen asi metr. Srážkový rozpad může u některých meteoritů expoziční stáří vynulovat a u jiných způsobit "dvojí expozici" nebo jiné komplikace. Data ukazují shluky expozic kolem několika různých primárních epoch, což naznačuje více epoch explozí.

Asteroidy hlavního pásu se vyskytují v mnoha typech, ale většinou se jedná o rozlišení podtypů. Asi 80 % všech planetek hlavního pásu je typu C ("uhlíkaté") a většina ze zbývajících 20 % je typu S ("křemičité"). První typ se vyskytuje převážně ve středním a vnějším pásu, zatímco druhý typ převažuje ve vnitřním pásu, tedy v části, která leží nejblíže Marsu. Je nepravděpodobné, že by tyto dva typy měly stejné mateřské těleso. Na závěr je třeba poznamenat, že můžeme odhadnout celkovou hmotnost tělesa, které explodovalo a vytvořilo všechny dnes pozorované komety. (Životnost těchto komet je kvůli galaktickým slapovým silám a planetárním perturbacím omezena na 10 milionů let). Hmotnost tohoto mateřského tělesa je téměř jistě menší než velikost našeho Měsíce, protože uhlíkaté meteority, které jsou nejblíže spojeny s kometami, ukazují na mateřské těleso, které bylo příliš malé na to, aby se chemicky rozlišilo.

Známky explozí v hlavním pásu asteroidů

Na obrázku níže ukazujeme graf průměrné výstřednosti dráhy (tzv. "vlastní výstřednost") v závislosti na průměrné střední vzdálenosti (tzv. "vlastní poloosa") pro tisíce planetek hlavního pásu. Zahrnuli jsme očíslované planetky s periodou mezi polovinou a třetinou periody Jupiteru. Pokud by hypotéza o pravěké sluneční mlhovině byla správná, počty planetek s téměř nulovou excentricitou by byly zhruba stejné ve všech středních vzdálenostech daleko od drah Marsu a Jupiteru. Mlhovinový odpor a srážky by totiž zajistily, že dráhy s nulovou excentricitou by byly preferovány. Naproti tomu, pokud je hypotéza explodované planety správná, mělo by být na grafu patrné minimum excentricity, které se zvyšuje na obě strany od střední vzdálenosti přibližně 2,8 au.

Čára ve tvaru písmene "V" ukazuje teoretickou minimální excentricitu podle ef. Na obrázku výše vidíme, že navzdory přibližně stejnému rozptylu napříč minimální přímkou, jaký se očekával (rostoucímu směrem k Jupiteru vpravo), mají počty nejhustších čísel tendenci stoupat a vzdalovat se, rovnoběžně s přímkou ve tvaru písmene "V", na obou stranách odvozené vzdálenosti explodované planety - 2,82 au. Je obtížné si představit, že by k tomuto explozí předpovězenému vyhýbání se nízké excentricitě došlo náhodou - zejména proto, že hypotéza o prvotní sluneční mlhovině předpovídá preferenci nízkých hodnot excentricity. Vidíme zde Newcombův argument aplikovaný na moderní poznatky a data. Je vidět očekávaná charakteristika fragmentů, které vznikly při explozi. Očekávaná charakteristika objektů přítomných od počátku sluneční soustavy, i když se jedná pouze o jejich kolizní fragmenty, vidět není.

Energetické parametry pro dráhy "nových komet"

Je překvapivé, že je objeveno velké množství komet, které mají hodnoty energetických parametrů blízké nule, tedy prahu gravitačního úniku, v jednotkách, kde je energetický parametr Země -100. Před smíšením s planetami existuje shluk energetických parametrů blízký hodnotě -5, jak ukazuje levá polovina obrázku níže. Jakmile se však tytéž komety opět vzdálí od planet, vlastnost shlukování se prakticky zničí, jak ukazuje pravá strana obrázku níže. Rozptyl je tak velký, že příště už žádné shlukování v blízkosti hodnoty -5 ani žádné jiné neexistuje. Tyto komety tedy musely poprvé navštívit planetární část sluneční soustavy. Z tohoto důvodu se jim říká "nové komety".

Tyto nové komety, které jako první zaznamenal Oort, nebyly pásem komet za Plutem, který očekávala hypotéza prvotní sluneční mlhoviny. Na oblohu přilétají ze všech směrů bez tendence soustředit se směrem k rovině planet. Rovněž se pohybují ve směrech opačných k planetám stejně často jako ve směrech shodných s planetami. Kvůli těmto vlastnostem a průměrné vzdálenosti 1000x větší, než je vzdálenost Pluta od Slunce, byl vzdálený zdroj nových Oortových komet označen jako "Oortův oblak". Hypotéza explodované planety předpovídala něco podobného.

Energetický parametr předpokládá určitou dobu oběhu kolem Slunce. Pokud planeta explodovala před "x" lety, pak by nové komety vracející se dnes poprvé přilétaly po oběžných drahách s periodou "x". Komety s kratšími periodami by se v minulosti vracely, mísily by se s planetami a nakonec by byly zlikvidovány (nebo jsou nyní v procesu likvidace). Komety s delšími periodami by se dosud poprvé nevrátily. "Ef" tedy předpovídá, že všechny nové komety by měly mít stejnou periodu "x", a tedy i stejný energetický parametr odpovídající periodě "x". Střed hrotu na levé straně obrázku níže odpovídá periodě 3,2 milionu let, což je tedy doba od poslední exploze.

V 70. letech 20. století astronom Opik vymyslel test, který měl určit, zda Oortův oblak skutečně existuje, nebo zda je "shluk" skutečně hrotem, jak předpovídá hypotéza explodované planety. Publikované dráhy nových komet mají parametr kvality dráhy, který udává, které dráhy by měly být velmi přesné kvůli dlouhému pozorovanému oblouku s velkým množstvím dobře rozložených pozorování (třída 1A) a které dráhy by měly mít větší pozorovací chyby kvůli krátkým obloukům anebo menšímu počtu nebo špatně rozloženým pozorováním (třídy 1B, 2A a 2B). Ve standardním modelu s Oortovým oblakem komet není zřejmý způsob, jak rozlišit komety kdekoli v rozmezí energetických parametrů na levé straně obrázku výše. Neexistuje tedy žádný důvod, aby jakákoli pozorovaná třída komet byla jinak než náhodně rozložena mezi všechny komety na tomto obrázku. Pokud by se podařilo všechny dráhy vylepšit na třídu 1A, celkový průměrný vzhled rozložení by se neměl změnit.

V "EPH" (exploded planet hypothesis - hypotéza explodující planety), by však skutečné rozdělení mělo všechny komety v jediném koši a veškeré pozorované rozptyly hodnot energetických parametrů by byly způsobeny pozorovací chybou. Komety pozorovacích tříd 1B, 2A a 2B by tedy měly mít širší rozdělení než komety třídy 1A, protože dráhy komet třídy 1A jsou blíže realitě (menší pozorovací chyba). A pokud by se všechny komety tříd 1B, 2A a 2B zlepšily na třídu 1A, celé rozdělení by se mělo výrazně zúžit. Opikův test spočíval v oddělení komet třídy 1A od ostatních tříd, aby se zjistilo, zda je rozdělení pro ostatní třídy výrazně širší než pro třídu 1A (což svědčí o tom, že "EPH" má pravdu), nebo v podstatě stejné pro obě skupiny. Výsledky jsou uvedeny na levé straně obrázku výše pro nové komety třídy 1A a na pravé straně téhož obrázku pro nové komety tříd 1B, 2A a 2B.

Levá strana ukazuje 2,6krát více komet v centrálním hrotu než v bezprostředně sousedících koších dohromady. Pravá strana ukazuje pouze 0,8krát více komet v centrálním hrotu než ve dvou sousedních koších a má zřetelně širší rozložení. Opikovým testem čistě prochází hypotéza explodované planety (EPH), nikoli však model Oortova oblaku. Ke stejnému závěru by mohl dospět každý, kdo pracuje s publikovanými novými daty o kometách. Pokud mají skeptičtí čtenáři podezření, že autor možná vědomě či nevědomě vybral data tak, aby poskytla příznivý výsledek, připomeňme, že Opik, který v době, kdy o tomto testu uvažoval, silně pochyboval o "EPH", dospěl ke stejnému závěru i s menším množstvím dat o kometách, která měl k dispozici před 20-ti lety.

V podstatě jsme dokázali, že Lagrangeův instinkt před 200 lety byl správný:

Komety (přinejmenším většina z nich) získaly své extrémně protáhlé dráhy křižující planety katapultáží při výbuchu, který můžeme nyní datovat do doby před 3,2 miliony let. Nové komety jsou pokračujícím deštěm úlomků z této exploze.

 Satelity planetek a komet

Pokud jsou planetky a komety produktem akrece z mlhoviny, nebo dokonce výsledkem kolizního rozpadu, budou to vždy izolovaná jednotlivá tělesa, protože jejich gravitační pole je příliš slabé na to, aby došlo k zachycení. Například při rozpadu většina úlomků unikne, a co ne, spadne po jedné oběžné dráze zpět na povrch, ze kterého bylo vyvrženo. I kdyby se jim podařilo jen těsně minout povrch, slapové síly by je v krátké době vrátily zpět. Naproti tomu u "EPH" je prostor zaplněn úlomky hned po explozi. Velké fragmenty najdou uvnitř svých gravitačních sfér vlivu spoustu trosek, které zůstanou na stabilních oběžných drahách jako trvalé satelity těchto větších fragmentů. Z tohoto důvodu jsem na zasedání "Mezinárodní astronomické unie" v Argentině v roce 1991 a na zasedání odborníků na asteroidy, komety a meteority ve Flagstaffu v témže roce přednesl příspěvky, v nichž jsem na předpověď "EPH" upozornil.

Konkrétně by kosmické sondy navštěvující asteroidy (nebo komety) měly najít alespoň jedno z větších úlomkových těles (satelitů) na oběžné dráze kolem primárního jádra asteroidu (nebo komety). V roce 1993 prolétla sonda Galileo kolem planetky Ida a poslala snímky, na nichž byla vidět planetka o průměru 1 km (nyní pojmenovaná Dactyl) na stabilní dráze kolem jejího jádra. Od tohoto objevu byly teleskopicky objeveny dva satelity dalších planetek. To doplňuje zákrytové a radarové důkazy, které již dlouho naznačují existenci satelitů asteroidů. Rok před tím, než se v únoru 2000 vydala na oběžnou dráhu kolem planetky Eros sonda NEAR, jsem změnil obecnou předpověď satelitů na konkrétnější: Pokud je gravitační pole asteroidu příliš nepravidelné na to, aby mohly existovat stabilní dráhy v blízkosti synchronní dráhy (jako je tomu v případě Erosu), pak by se úlomky, které kdysi obíhaly kolem jádra, nyní nacházely jako neporušené balvany ležící na povrchu asteroidu. Ty by bylo snadné identifikovat díky jejich tangenciálnímu dopadu na asteroid, což by mělo za následek značné odvalování z jejich orbitálního momentu hybnosti. "Stopy po kutálení" byly tedy předpokládaným identifikátorem, který měl ukázat, že balvany jsou bývalými satelity. První snímek pořízený sondou z oběžné dráhy kolem Erosu je na obrázku níže.

Dva dílčí bloky na fotografii jsou oblasti, kde byl kontrast roztažen pro lepší viditelnost "roll mark". Na snímku se zdá, že stopa začíná na náhodném místě, stoupá po vnější stěně kráteru, klesá po vnitřní stěně a končí u padesátimetrového balvanu. Na pozdějších snímcích sondy je vidět mnoho dalších příkladů balvanů, stop a balvanů na koncích stop. Mezitím přibývaly také důkazy o existenci družic komety. Sonda Giotto se jako první přiblížila ke kometě, u níž zjistila "koncentrace jasnosti" ve vnitřní komě označované jako "prachové hroty".  Pozorování komety Hale-Bopp Hubbleovým kosmickým dalekohledem pak ukázala nejméně jedno a pravděpodobně tři sekundární jádra obíhající kolem primárního jádra komety.  Ačkoli toto zjištění bylo kontroverzní, interpretace družice byla následně potvrzena jako nejrozumnější vysvětlení dalšími badateli.

 Rychlosti rozdělení komety

Další silný test odlišující "EPH" od standardních modelů pochází z údajů o rozštěpové rychlosti komety. "EPH" vede k tomu, co nazývám "satelitním modelem" jako vysvětlení toho, co je kometa a jak se chová. Standardním modelem pro komety je takzvaný model "špinavé sněhové koule". V prvním případě jsou komety kamenné planetky obklopené oblakem trosek. V druhém případě se jedná o směs sněhu a ledu znečištěnou prachem, zabalenou do osamělého jádra, které je po dopadu slunečního záření eruptivní. Na základě pozorování by mělo být snadné tyto dvě krajní možnosti rozlišit. A skutečně to tak je. U některých komet bylo pozorováno, že se "rozdělí" na dvě nebo více komet. To bylo v modelu "špinavé sněhové koule" neočekávané chování, které se však dodatečně vysvětluje jako rozpad sněhového jádra působením silných trysek. "Rozdělení" vyžaduje model satelitů, protože jak se kometa přibližuje ke Slunci a její gravitační sféra vlivu se zmenšuje, některé vnější satelity se mohou ocitnout mimo sféru vlivu. Takové objekty pak uniknou na nezávislé sluneční dráhy. Tento únik se vzdálenému pozorovateli jeví jako "rozdělení" komety na dvě nebo více částí.

Test zahrnuje rychlost fragmentů komety vzhledem k původní kometě, ze které se odštěpily. V modelu "špinavé sněhové koule" je tato rychlost výsledkem působení trysek. Zdroj energie může být zcela vnitřní pro kometu, v takovém případě bude rychlost vyvržení rozštěpených fragmentů komety nezávislá na vzdálenosti od Slunce, ve které k rozštěpení dojde. Alternativně může energie pro rozštěpení v modelu "špinavé sněhové koule" pocházet ze slunečního světla, slunečního tepla, slunečního větru, slunečního magnetismu nebo něčeho, co souvisí se Sluncem. Ve všech těchto případech by energie měla narůstat nepřímo úměrně kvadrátu sluneční vzdálenosti, což povede k relativním rychlostem, které jsou nepřímo úměrné sluneční vzdálenosti na první mocninu. Model "špinavé sněhové koule", protože nepředpokládá takové rozštěpy, není konkrétní, který mechanismus, sluneční nebo nesluneční zdroj energie, je ten správný. Naproti tomu model "EPH" a jeho satelitů vyžaduje gravitační úniky satelitních komet, protože sféra vlivu primárního jádra se při přiblížení ke Slunci zmenšuje.

Zákony dynamiky vyžadují, aby rychlosti "rozštěpených" fragmentů byly únikovými rychlostmi, které se mění nepřímo úměrně druhé odmocnině ze vzdálenosti od Slunece. Jakýkoli jiný pozorovaný vztah by model falzifikoval. Na obrázku výše je znázorněn graf relativních rychlostí odštěpených složek komety, V, v závislosti na sluneční vzdálenosti komety v astronomických jednotkách v době odštěpení, R, v logaritmické stupnici. Data a jejich rozptyl leží ve stínované oblasti. Pro srovnání jsou zobrazeny tři teoretické křivky označené "C", "S" a "E". Představují vnitřní zdroj energie komety, sluneční zdroj energie a gravitační únikové energie podle předpovědi "EPF". Všechny křivky byly vertikálně posunuty tak, aby se protínaly ve vzdálenosti 1 AU (asi 150 milionů kilometrů), protože důležité jsou pouze jejich sklony.

Je zřejmé, že teoretická křivka předpovězená modelem "EPH" je plně v souladu s pozorováním. Obě možnosti modelu "špinavé sněhové koule" spadají mimo oblast dat nejméně o čtyři sigma. To znamená, že model "špinavé sněhové koule" je vyloučen jako vysvětlení na statistické úrovni lepší než 10 000 : 1. Souhrnně vidíme, že satelitní model povahy komet, založený na "EPH" modelu původu komet, je v souladu s pozorovacími daty; zatímco standardní model je daty silně vyloučen.